Вода на Марсi
Дипломная работа - Авиация, Астрономия, Космонавтика
Другие дипломы по предмету Авиация, Астрономия, Космонавтика
?емлi за основними клiматичними параметрами планета СонячноСЧ системи. Саме на цьому природному полiгонi можна вiдпрацьовувати клiматичну систему, подiбну до земноСЧ. Розiбратися в деталях марсiанського клiмату означаСФ глибше зрозумiти земний клiмат i цим самим ще на крок просунутися в спробi визначити неодмiннi й достатнi умови для розвитку бiосфери. Питання проте, куди подiлася марсiанська вода, виникало ще в докосмiчну епоху, коли потужнiсть водозапасiв пiвнiчноСЧ полярноСЧ шапки оцiнювали на основi наземних iнфрачервоних спостережень. Адже якщо Марс формувався в умовах, близьких до умов формування iнших планет земноСЧ групи, з одного й того ж газово-пилового диску, то i кiлькiсть летких речовин, утому числi води, на Марсi й iнших планетах земноСЧ групи маСФ бути приблизно однаковою. Бiльше того, Марс як планета, близька за розмiщенням до планет-гiгантiв, мав би бути навiть дещо збагаченим леткими елементами проти Землi. Це повязано з тим, що зона початкового формування Землi була теплiша вiд марсiанськоСЧ зони. Такi ж мiркування приводять до висновку, що i та частина гiдросфери, котра була привнесена пiд час ударiв кометних тiл на стадiСЧ iнтенсивного бомбардування, для Марса мала б бути принаймнi такою ж потужною, як i для Землi. Вiдомi тепер механiзми втрати летких речовин (такi, як вибуховий парниковий ефект, що, ймовiрно, привiв до практично повноСЧ втрати води Венерою) вимагають великих потокiв сонячного випромiнювання, а тому на Марсi не могли реалiзуватися. Чому ж тодi немаСФ марсiанських океанiв? Ще бiльше запитань виникло пiсля аналiзу зображень марсiанськоСЧ поверхнi, здобутих КА Марiнер-9, Вiкiнг-1 i Вiкiнг-2 в 1970-х pp. РельСФф планети виявився помереженим каньйонами, що схожi на висохлi русла рiчок, а в гирлах" великих рiвнин були знайденi структури осадового походження, аналогiчнi шельфам та островам у дельтах рiчок (рис. 1).
Рис. 1
Такi фотознiмки не могли не породити гiпотезу, яку вперше висловив Дж. Поллак з колегами, що близько 3.5 млрд. рокiв тому на Марсi було тепло й волого, планету оповивала щiльна атмосфера, текли рiчки та бушували океани [5]. Упродовж 1980-х i 1990-х pp. гiпотеза теплого вологого раннього Марса була явно панiвною. Вона, проте, вимагала пояснення: а що ж вiдбулося згодом, яка клiматична катастрофа спiткала планету, перетворивши СЧСЧ на холодну, практично безводну й безповiтряну пустелю? Цiкаве рiшення запропонував Р. Кан [4], повязавши процеси дисипацiСЧ води й вуглекислого газу як основноСЧ складовоСЧ атмосфери планети. Тепер атмосферний тиск на Марсi близький до потрiйноСЧ точки води. Р. Кан припустив, що поки тиск перевищував цю величину, в атмосферi дiяв один з вiдомих у геохiмiСЧ циклiв - карбонатно-силiкатний, тепер достатньо активний на Землi. Вiн полягаСФ в тому, що вуглекислий газ розчиняСФться в краплинах хмар, а потiм осiдаСФ, переноситься в грунт i там бере участь у ланцюжковi реакцiй, зумовлюючи врештi-решт вiдкладення карбонатiв в осадових породах. У результатi тектонiчних процесiв карбонати дрейфують до мантiСЧ, де за вiдносно невеликих температур (~900 К) розкладаються. Вуглекислий газ, що вивiльняСФться при цьому, з вулканiчними викидами потрапляСФ знову в атмосферу. Гiпотеза Р. Кана маСФ низку труднощiв. Зокрема, якщо карбонати накопичувалися протягом тривалого часу, то вони й тепер мають бути в марсiанських породах. Проте дистанцiйнi спостереження не виявили карбонатiв на Марсi.
Багато дослiдникiв указують, що марсiанськi русла надто глибокi та надто прямi, щоб бути руслами рiчок у нашому звичному розумiннi. Наприклад, глибина долини Нiргал - приблизно 1 км. Хоч вона й маСФ нахил вiд витоку до гирла, рiвниннi рiчки на Землi значно звивистiшi, i це за майже втричi сильнiшу гравiтацiю. Решта долин за кiлькiсними характеристиками iстотно вiдрiзняСФться вiд земних рiчок. Але такi русла СФ достатньо близькими до долин в земних льодовиках. Можливо, саме льодовики вiдповiдають за формування мережi каньйонiв [3]. До того ж, знайдений у марсiанських породах гематит [2] свiдчить про гiдротермальну активнiсть, причому у вiдносно недавню iсторичну епоху. Наявнiсть такого мiнералу може вказувати нате, що у товщi вiчноСЧ мерзлоти СФ умови для утворення досить великоСЧ (завтовшки 30-100 м i дiаметром до 10 км) лiнзи рiдкоСЧ води, яку пiдiгрiваСФ локальна тектонiка. У деяких випадках лiнза може перегрiтися i навiть закипiти. Тодi витiснення води масою понад 1015 г на поверхню приведе до формування катастрофiчного селевого потоку, який створить глибокий каньйон. РЖстотним СФ те, що в такому разi тектиме вже не рiдка вода, а сумiш грязi, льоду й пари, причому тектиме лише епiзодично. Наскiльки таким механiзмом удасться пояснити реальний марсiанський рельСФф, можна буде судити тiльки на основi докладних чисельних розрахункiв. Пошук води на Марсi визнано одним з найважливiших завдань усiх марсiанських експедицiй. Крiм того, що виявлення водних джерел на поверхнi Марса мало б величезне значення для астробiологiСЧ, здатнiсть ЧервоноСЧ планети пiдтримувати життя подала б неоцiненну пiдтримку тим ентузiастам, котрi закликають уряди Землi всерйоз задуматися над космiчною експансiСФю. Якщо на Марсi дiйсно СФ досяжнi джерела води, то здiйснити такi програми було б набагато простiше.
Вiдзначмо, що сучасна марсiанська гiдрологiя - це не тiльки палеоклiмат i вiчна мерзлота. Адже сучасний марсiанський гiдрологiчний цикл охоплюСФ близько 1011 кг водяноСЧ пари в атмосферi, а також хмари, якi добре помiтно як свiтлий туман на зображення?/p>